What is White Dwarf | শ্বেত বামন কি?
একটি শ্বেত বামন, যাকে ডিজেনারেট বামনও বলা হয়, এটি একটি বৈদ্যুতিন মূল অবশেষ যা বেশিরভাগ ইলেক্ট্রন-অবক্ষয়যুক্ত পদার্থ দ্বারা গঠিত। একটি শ্বেত বামন খুব ঘন: এর ভর সূর্যের সাথে তুলনাযোগ্য, যখন এর আয়তন পৃথিবীর তুলনায় তুলনীয়। একটি শ্বেত বামনের ম্লান আলোকিততা সঞ্চিত তাপীয় শক্তি নির্গমন থেকে আসে; কোনও শ্বেত বামনে কোনও ফিউশন হয় না। সর্বাধিক পরিচিত শ্বেত বামনটি সিরিয়াস বি, 8.6 আলোকবর্ষে, সিরিয়াস বাইনারি তারার ছোট উপাদান বর্তমানে সূর্যের নিকটতম শতাধিক সিস্টেমের মধ্যে আটটি শ্বেত বামন রয়েছে বলে মনে করা হচ্ছে শ্বেত বামনের অস্বাভাবিক অজ্ঞানতা প্রথম 1910 সালে স্বীকৃতি পেয়েছিল। সাদা বামন নামটি 1922 সালে উইলিয়াম লুয়েনের দ্বারা নির্মিত হয়েছিল।
শ্বেত বামনগুলি তারার চূড়ান্ত বিবর্তনীয় রাজ্য বলে মনে করা হয় যার ভর প্রায় 10 সৌর জনগোষ্ঠীর নিউট্রন তারকা হওয়ার পক্ষে যথেষ্ট নয়। এর মধ্যে মিল্কিওয়েতে থাকা অন্যান্য তারাগুলির মধ্যে 97% এরও বেশি রয়েছে। নিম্ন বা মাঝারি ভরগুলির একটি মুখ্য সিকোয়েন্সি তারার হাইড্রোজেন-ফিউজিং সময় শেষ হওয়ার পরে, এই জাতীয় নক্ষত্রটি একটি লাল দৈত্যে প্রসারিত হবে যখন এটি ট্রিপল-আলফা প্রক্রিয়া দ্বারা হিলিয়ামটিকে কার্বন এবং অক্সিজেনের সাথে যুক্ত করে। যদি কোনও লাল দৈত্যের কার্বন ফিউজ করার জন্য প্রয়োজনীয় মূল তাপমাত্রা তৈরি করতে পর্যাপ্ত ভর থাকে (প্রায় 1 বিলিয়ন কেলভিন), কার্বন এবং অক্সিজেনের একটি জড় ভর তার কেন্দ্রে তৈরি করবে। এ জাতীয় নক্ষত্র তার বাহ্যিক স্তরগুলি ছড়িয়ে দেওয়ার পরে এবং একটি গ্রহগত নীহারিকা গঠনের পরে, এটি একটি মূল পিছনে ছেড়ে যাবে, যা অবশেষে শ্বেত বামন। সাধারণত, শ্বেত বামনগুলি কার্বন এবং অক্সিজেন নিয়ে গঠিত। যদি পূর্বসূরীর ভর 8 থেকে 10.5 সৌর ভর হয় তবে মূল তাপমাত্রা কার্বন ফিউজ করতে যথেষ্ট হবে তবে নিয়ন নয়, এক্ষেত্রে অক্সিজেন – নিয়ন – ম্যাগনেসিয়াম শ্বেত বামন গঠন করতে পারে। খুব কম ভর এর তারা হিলিয়াম ফিউজ করতে সক্ষম হবে না, সুতরাং, বাইনারি সিস্টেমে একটি ক্ষয় হেলিয়াম শ্বেত বামন গঠন হতে পারে।
একটি শ্বেত বামনের উপাদানগুলি এখন আর ফিউশন প্রতিক্রিয়াগুলিতে পড়ে না, তাই তারার কোনও শক্তির উত্স নেই। ফলস্বরূপ, এটি মহাকর্ষীয় পতনের বিরুদ্ধে ফিউশন দ্বারা উত্পন্ন তাপ দ্বারা নিজেকে সমর্থন করতে পারে না, তবে এটি কেবলমাত্র বৈদ্যুতিন অবক্ষয় চাপ দ্বারা সমর্থিত, যার ফলে এটি অত্যন্ত ঘন হয়। অবক্ষয়হীন পদার্থবিজ্ঞান একটি ঘূর্ণনকারী শ্বেত বামনের জন্য সর্বাধিক ভর দেয়, চন্দ্রশেখরের সীমা - সূর্যের প্রায় 1.44 গুণ বেশি - এর বাইরেও এটি বৈদ্যুতিন অবক্ষয় চাপ দ্বারা সমর্থন করা যায় না। একটি কার্বন-অক্সিজেন শ্বেত বামন যা এই ভর সীমাতে পৌঁছায়, সাধারণত কোনও সহকর্মী নক্ষত্রের কাছ থেকে ভর স্থানান্তর করে, কার্বন বিস্ফোরণ হিসাবে পরিচিত প্রক্রিয়াটির মাধ্যমে টাইপ Ia সুপারনোভা হিসাবে বিস্ফোরিত হতে পারে; SN 1006 একটি বিখ্যাত উদাহরণ বলে মনে করা হয়।
একটি শ্বেত বামন গঠন হয়ে গেলে খুব গরম হয় তবে এর শক্তির কোনও উত্স না থাকায় এটি শক্তির প্রসারিত হওয়ার সাথে সাথে এটি ধীরে ধীরে শীতল হয়ে উঠবে। এর অর্থ হ'ল এর বিকিরণটি, যা প্রাথমিকভাবে উচ্চ রঙের তাপমাত্রা রয়েছে, সময়ের সাথে সাথে কমবে এবং আবার লাল হবে। খুব দীর্ঘ সময় ধরে, একটি শ্বেত বামন শীতল হবে এবং এর উপাদানটি কোর দিয়ে শুরু করে ক্রিস্টলাইজ করা শুরু করবে। তারার নিম্ন তাপমাত্রার অর্থ এটি আর তাত্পর্যপূর্ণ তাপ বা হালকা নিঃসরণ করবে না এবং এটি শীতল কালো বামনে পরিণত হবে। যেহেতু একটি শ্বেত বামন এই স্থানে পৌঁছাতে সময় লাগবে তা মহাবিশ্বের বর্তমান যুগের চেয়ে দীর্ঘ (প্রায় ১৩.৮ বিলিয়ন বছর) গণনা করা হয়, এমনটা ভাবা হয় যে কোনও কালো বামন এখনও বিদ্যমান নেই। প্রাচীনতম শ্বেত বামনগুলি এখনও কয়েক হাজার কেলভিনের তাপমাত্রায় বিকিরণ করে।
শ্বেত বামনগুলি সূর্যের ভর থেকে 0.07 থেকে 10 গুণ পর্যন্ত মূল সিক্যুয়েন্স তারাগুলির জন্য সূক্ষ্ম বিবর্তনের শেষ পয়েন্টকে উপস্থাপন করে বলে মনে করা হয়। উত্পাদিত শ্বেত বামনের রচনাটি তারার প্রাথমিক ভরগুলির উপর নির্ভর করবে। বর্তমান গ্যালাকটিক মডেলগুলির পরামর্শ দেয় মিল্কিওয়ে গ্যালাক্সিতে বর্তমানে প্রায় দশ বিলিয়ন শ্বেত বামন রয়েছে।
যদি মূল-সিকোয়েন্স স্টারের ভর প্রায় অর্ধ সৌর ভরয়ের চেয়ে কম হয় তবে এটি কখনও কখনও তার মূল অংশে হিলিয়াম ফিউজ করার মতো উত্তপ্ত হয়ে উঠবে না। এটা মনে করা হয় যে মহাবিশ্বের যুগের তুলনায় একটি আজীবন জুড়ে, এই জাতীয় নক্ষত্রটি শেষ পর্যন্ত তার সমস্ত হাইড্রোজেনকে নীল বামন হয়ে উঠবে এবং হিলিয়াম -4 এর মূলত রচিত হিলিয়াম সাদা বামন হিসাবে এর বিবর্তন শেষ করবে নিউক্লিয়াস। এই প্রক্রিয়াটি খুব দীর্ঘ সময় নেয় বলে মনে করা হয় না যে পর্যবেক্ষণ করা হিলিয়াম সাদা বামনগুলির উত্স রয়েছে। বরং এগুলি বৃহত গ্রহের সহচরের কারণে বাইনারি সিস্টেমে ব্যাপক ক্ষয়ক্ষতি বা ব্যাপক ক্ষয়ক্ষতির পণ্য বলে মনে করা হয়।
যদি মূল সিকোয়েন্সি তারাটির ভর সূর্যের ভর থেকে 0.5 থেকে 8 গুনের মধ্যে থাকে তবে এর কোরটি ট্রিপল-আলফা প্রক্রিয়াটির মাধ্যমে হিলিয়ামকে কার্বন এবং অক্সিজেনে ফিউজ করার জন্য যথেষ্ট উত্তপ্ত হয়ে উঠবে, তবে এটি কখনও যথেষ্ট উত্তপ্ত হয়ে উঠবে না নিয়ন মধ্যে ফিউজ কার্বন। যে সময়ের মধ্যে এটি ফিউশন প্রতিক্রিয়াগুলি দেখায় তার শেষের কাছাকাছি সময়ে, এই জাতীয় নক্ষত্রের সাথে একটি কার্বন-অক্সিজেন কোর থাকবে যা একটি অভ্যন্তরীণ হিলিয়াম-বার্নিং শেল এবং একটি বহিরাগত হাইড্রোজেন জ্বলন্ত শেল দ্বারা ঘিরে ফিউশন প্রতিক্রিয়াগুলি অতিক্রম করে না। হার্টজস্প্রং রাসেল ডায়াগ্রামে এটি অ্যাসিপটোটিক জায়ান্ট শাখায় পাওয়া যাবে। এরপরে এটি কেবলমাত্র কার্বন – অক্সিজেন কোর বাকি না হওয়া অবধি গ্রহের নীহারিকা তৈরি করে এর বাইরের বেশিরভাগ উপাদানকে বের করে দেবে। এই প্রক্রিয়াটি কার্বন-অক্সিজেন সাদা বামনগুলির জন্য দায়ী, যা পর্যবেক্ষণ করা সাদা বামনের সংখ্যাগরিষ্ঠ অংশ গঠন করে।
যদি একটি তারা যথেষ্ট পরিমাণে বৃহত হয় তবে এর মূলটি শেষ পর্যন্ত পর্যাপ্ত গরম হয়ে উঠবে নিয়নকে কার্বন ফিউজ করতে এবং তারপরে নিয়নকে লোহাতে ফিউজ করতে। এই জাতীয় তারা কোনও সাদা বামন হয়ে উঠবে না, কারণ এর কেন্দ্রীয়, নন-ফিউজিং কোরের ভর, প্রাথমিকভাবে বৈদ্যুতিন অবক্ষয় চাপ দ্বারা সমর্থিত, অবশেষে অবক্ষয়ের চাপ দ্বারা সমর্থিত বৃহত্তম সম্ভাব্য ভরকে ছাড়িয়ে যাবে। এই মুহুর্তে তারার মূলটি ধসে পড়বে এবং এটি একটি মূল-ধসের সুপারনোভাতে বিস্ফোরিত হবে যা একটি অবশিষ্টাংশের নিউট্রন নক্ষত্র, ব্ল্যাকহোল বা সম্ভবত কমপ্যাক্ট তারার আরও বহিরাগত রূপের পিছনে ছেড়ে যাবে। নিয়ন এবং ম্যাগনেসিয়ামে কার্বন ফিউজ করতে পর্যাপ্ত পরিমাণে যদিও সূর্যের ভর থেকে 8 থেকে 10 গুণ কিছু মূল সিক্যুয়েন্স তারকা, নিয়ন ফিউজ করতে অপর্যাপ্ত পরিমাণে বিশাল হতে পারে। এ জাতীয় নক্ষত্র প্রধানত অক্সিজেন, নিয়ন এবং ম্যাগনেসিয়াম সমন্বিত একটি অবশিষ্ট শ্বেত বামন ছেড়ে দিতে পারে তবে শর্ত থাকে যে এর গন্ধটি ভেঙে না যায় এবং শর্ত থাকে যে কোনও সুপারনোভাতে নক্ষত্রটিকে ছড়িয়ে দেওয়ার মতো সংশ্লেষ এতটা হিংস্রভাবে না এগিয়ে যায়। যদিও কয়েকটি সাদা বামন সনাক্ত করা হয়েছে যা এই ধরণের হতে পারে, তবে এর অস্তিত্বের সর্বাধিক প্রমাণ হলেন নিয়ন নোভা নামক নোভা থেকে। এই ন্যাভের বর্ণালীতে নিওন, ম্যাগনেসিয়াম এবং অন্যান্য মধ্যবর্তী-ভর উপাদানগুলি প্রচুর পরিমাণে প্রদর্শিত হয় যা কেবলমাত্র অক্সিজেন-নিওন-ম্যাগনেসিয়াম সাদা বামনের দিকে পদার্থের সংশ্লেষ দ্বারা ব্যাখ্যাযোগ্য বলে মনে হয়।
শ্বেত বামনগুলি তারার চূড়ান্ত বিবর্তনীয় রাজ্য বলে মনে করা হয় যার ভর প্রায় 10 সৌর জনগোষ্ঠীর নিউট্রন তারকা হওয়ার পক্ষে যথেষ্ট নয়। এর মধ্যে মিল্কিওয়েতে থাকা অন্যান্য তারাগুলির মধ্যে 97% এরও বেশি রয়েছে। নিম্ন বা মাঝারি ভরগুলির একটি মুখ্য সিকোয়েন্সি তারার হাইড্রোজেন-ফিউজিং সময় শেষ হওয়ার পরে, এই জাতীয় নক্ষত্রটি একটি লাল দৈত্যে প্রসারিত হবে যখন এটি ট্রিপল-আলফা প্রক্রিয়া দ্বারা হিলিয়ামটিকে কার্বন এবং অক্সিজেনের সাথে যুক্ত করে। যদি কোনও লাল দৈত্যের কার্বন ফিউজ করার জন্য প্রয়োজনীয় মূল তাপমাত্রা তৈরি করতে পর্যাপ্ত ভর থাকে (প্রায় 1 বিলিয়ন কেলভিন), কার্বন এবং অক্সিজেনের একটি জড় ভর তার কেন্দ্রে তৈরি করবে। এ জাতীয় নক্ষত্র তার বাহ্যিক স্তরগুলি ছড়িয়ে দেওয়ার পরে এবং একটি গ্রহগত নীহারিকা গঠনের পরে, এটি একটি মূল পিছনে ছেড়ে যাবে, যা অবশেষে শ্বেত বামন। সাধারণত, শ্বেত বামনগুলি কার্বন এবং অক্সিজেন নিয়ে গঠিত। যদি পূর্বসূরীর ভর 8 থেকে 10.5 সৌর ভর হয় তবে মূল তাপমাত্রা কার্বন ফিউজ করতে যথেষ্ট হবে তবে নিয়ন নয়, এক্ষেত্রে অক্সিজেন – নিয়ন – ম্যাগনেসিয়াম শ্বেত বামন গঠন করতে পারে। খুব কম ভর এর তারা হিলিয়াম ফিউজ করতে সক্ষম হবে না, সুতরাং, বাইনারি সিস্টেমে একটি ক্ষয় হেলিয়াম শ্বেত বামন গঠন হতে পারে।
একটি শ্বেত বামনের উপাদানগুলি এখন আর ফিউশন প্রতিক্রিয়াগুলিতে পড়ে না, তাই তারার কোনও শক্তির উত্স নেই। ফলস্বরূপ, এটি মহাকর্ষীয় পতনের বিরুদ্ধে ফিউশন দ্বারা উত্পন্ন তাপ দ্বারা নিজেকে সমর্থন করতে পারে না, তবে এটি কেবলমাত্র বৈদ্যুতিন অবক্ষয় চাপ দ্বারা সমর্থিত, যার ফলে এটি অত্যন্ত ঘন হয়। অবক্ষয়হীন পদার্থবিজ্ঞান একটি ঘূর্ণনকারী শ্বেত বামনের জন্য সর্বাধিক ভর দেয়, চন্দ্রশেখরের সীমা - সূর্যের প্রায় 1.44 গুণ বেশি - এর বাইরেও এটি বৈদ্যুতিন অবক্ষয় চাপ দ্বারা সমর্থন করা যায় না। একটি কার্বন-অক্সিজেন শ্বেত বামন যা এই ভর সীমাতে পৌঁছায়, সাধারণত কোনও সহকর্মী নক্ষত্রের কাছ থেকে ভর স্থানান্তর করে, কার্বন বিস্ফোরণ হিসাবে পরিচিত প্রক্রিয়াটির মাধ্যমে টাইপ Ia সুপারনোভা হিসাবে বিস্ফোরিত হতে পারে; SN 1006 একটি বিখ্যাত উদাহরণ বলে মনে করা হয়।
একটি শ্বেত বামন গঠন হয়ে গেলে খুব গরম হয় তবে এর শক্তির কোনও উত্স না থাকায় এটি শক্তির প্রসারিত হওয়ার সাথে সাথে এটি ধীরে ধীরে শীতল হয়ে উঠবে। এর অর্থ হ'ল এর বিকিরণটি, যা প্রাথমিকভাবে উচ্চ রঙের তাপমাত্রা রয়েছে, সময়ের সাথে সাথে কমবে এবং আবার লাল হবে। খুব দীর্ঘ সময় ধরে, একটি শ্বেত বামন শীতল হবে এবং এর উপাদানটি কোর দিয়ে শুরু করে ক্রিস্টলাইজ করা শুরু করবে। তারার নিম্ন তাপমাত্রার অর্থ এটি আর তাত্পর্যপূর্ণ তাপ বা হালকা নিঃসরণ করবে না এবং এটি শীতল কালো বামনে পরিণত হবে। যেহেতু একটি শ্বেত বামন এই স্থানে পৌঁছাতে সময় লাগবে তা মহাবিশ্বের বর্তমান যুগের চেয়ে দীর্ঘ (প্রায় ১৩.৮ বিলিয়ন বছর) গণনা করা হয়, এমনটা ভাবা হয় যে কোনও কালো বামন এখনও বিদ্যমান নেই। প্রাচীনতম শ্বেত বামনগুলি এখনও কয়েক হাজার কেলভিনের তাপমাত্রায় বিকিরণ করে।
শ্বেত বামনগুলি সূর্যের ভর থেকে 0.07 থেকে 10 গুণ পর্যন্ত মূল সিক্যুয়েন্স তারাগুলির জন্য সূক্ষ্ম বিবর্তনের শেষ পয়েন্টকে উপস্থাপন করে বলে মনে করা হয়। উত্পাদিত শ্বেত বামনের রচনাটি তারার প্রাথমিক ভরগুলির উপর নির্ভর করবে। বর্তমান গ্যালাকটিক মডেলগুলির পরামর্শ দেয় মিল্কিওয়ে গ্যালাক্সিতে বর্তমানে প্রায় দশ বিলিয়ন শ্বেত বামন রয়েছে।
যদি মূল-সিকোয়েন্স স্টারের ভর প্রায় অর্ধ সৌর ভরয়ের চেয়ে কম হয় তবে এটি কখনও কখনও তার মূল অংশে হিলিয়াম ফিউজ করার মতো উত্তপ্ত হয়ে উঠবে না। এটা মনে করা হয় যে মহাবিশ্বের যুগের তুলনায় একটি আজীবন জুড়ে, এই জাতীয় নক্ষত্রটি শেষ পর্যন্ত তার সমস্ত হাইড্রোজেনকে নীল বামন হয়ে উঠবে এবং হিলিয়াম -4 এর মূলত রচিত হিলিয়াম সাদা বামন হিসাবে এর বিবর্তন শেষ করবে নিউক্লিয়াস। এই প্রক্রিয়াটি খুব দীর্ঘ সময় নেয় বলে মনে করা হয় না যে পর্যবেক্ষণ করা হিলিয়াম সাদা বামনগুলির উত্স রয়েছে। বরং এগুলি বৃহত গ্রহের সহচরের কারণে বাইনারি সিস্টেমে ব্যাপক ক্ষয়ক্ষতি বা ব্যাপক ক্ষয়ক্ষতির পণ্য বলে মনে করা হয়।
যদি মূল সিকোয়েন্সি তারাটির ভর সূর্যের ভর থেকে 0.5 থেকে 8 গুনের মধ্যে থাকে তবে এর কোরটি ট্রিপল-আলফা প্রক্রিয়াটির মাধ্যমে হিলিয়ামকে কার্বন এবং অক্সিজেনে ফিউজ করার জন্য যথেষ্ট উত্তপ্ত হয়ে উঠবে, তবে এটি কখনও যথেষ্ট উত্তপ্ত হয়ে উঠবে না নিয়ন মধ্যে ফিউজ কার্বন। যে সময়ের মধ্যে এটি ফিউশন প্রতিক্রিয়াগুলি দেখায় তার শেষের কাছাকাছি সময়ে, এই জাতীয় নক্ষত্রের সাথে একটি কার্বন-অক্সিজেন কোর থাকবে যা একটি অভ্যন্তরীণ হিলিয়াম-বার্নিং শেল এবং একটি বহিরাগত হাইড্রোজেন জ্বলন্ত শেল দ্বারা ঘিরে ফিউশন প্রতিক্রিয়াগুলি অতিক্রম করে না। হার্টজস্প্রং রাসেল ডায়াগ্রামে এটি অ্যাসিপটোটিক জায়ান্ট শাখায় পাওয়া যাবে। এরপরে এটি কেবলমাত্র কার্বন – অক্সিজেন কোর বাকি না হওয়া অবধি গ্রহের নীহারিকা তৈরি করে এর বাইরের বেশিরভাগ উপাদানকে বের করে দেবে। এই প্রক্রিয়াটি কার্বন-অক্সিজেন সাদা বামনগুলির জন্য দায়ী, যা পর্যবেক্ষণ করা সাদা বামনের সংখ্যাগরিষ্ঠ অংশ গঠন করে।
যদি একটি তারা যথেষ্ট পরিমাণে বৃহত হয় তবে এর মূলটি শেষ পর্যন্ত পর্যাপ্ত গরম হয়ে উঠবে নিয়নকে কার্বন ফিউজ করতে এবং তারপরে নিয়নকে লোহাতে ফিউজ করতে। এই জাতীয় তারা কোনও সাদা বামন হয়ে উঠবে না, কারণ এর কেন্দ্রীয়, নন-ফিউজিং কোরের ভর, প্রাথমিকভাবে বৈদ্যুতিন অবক্ষয় চাপ দ্বারা সমর্থিত, অবশেষে অবক্ষয়ের চাপ দ্বারা সমর্থিত বৃহত্তম সম্ভাব্য ভরকে ছাড়িয়ে যাবে। এই মুহুর্তে তারার মূলটি ধসে পড়বে এবং এটি একটি মূল-ধসের সুপারনোভাতে বিস্ফোরিত হবে যা একটি অবশিষ্টাংশের নিউট্রন নক্ষত্র, ব্ল্যাকহোল বা সম্ভবত কমপ্যাক্ট তারার আরও বহিরাগত রূপের পিছনে ছেড়ে যাবে। নিয়ন এবং ম্যাগনেসিয়ামে কার্বন ফিউজ করতে পর্যাপ্ত পরিমাণে যদিও সূর্যের ভর থেকে 8 থেকে 10 গুণ কিছু মূল সিক্যুয়েন্স তারকা, নিয়ন ফিউজ করতে অপর্যাপ্ত পরিমাণে বিশাল হতে পারে। এ জাতীয় নক্ষত্র প্রধানত অক্সিজেন, নিয়ন এবং ম্যাগনেসিয়াম সমন্বিত একটি অবশিষ্ট শ্বেত বামন ছেড়ে দিতে পারে তবে শর্ত থাকে যে এর গন্ধটি ভেঙে না যায় এবং শর্ত থাকে যে কোনও সুপারনোভাতে নক্ষত্রটিকে ছড়িয়ে দেওয়ার মতো সংশ্লেষ এতটা হিংস্রভাবে না এগিয়ে যায়। যদিও কয়েকটি সাদা বামন সনাক্ত করা হয়েছে যা এই ধরণের হতে পারে, তবে এর অস্তিত্বের সর্বাধিক প্রমাণ হলেন নিয়ন নোভা নামক নোভা থেকে। এই ন্যাভের বর্ণালীতে নিওন, ম্যাগনেসিয়াম এবং অন্যান্য মধ্যবর্তী-ভর উপাদানগুলি প্রচুর পরিমাণে প্রদর্শিত হয় যা কেবলমাত্র অক্সিজেন-নিওন-ম্যাগনেসিয়াম সাদা বামনের দিকে পদার্থের সংশ্লেষ দ্বারা ব্যাখ্যাযোগ্য বলে মনে হয়।
No comments:
Post a Comment
Kindly do share your opinion about the post, if any.